Амбарцумян

Следующий качественный скачок во внегалактических исследованиях принадлежит английскому астроному и оптику Уильяму Гершелю. Он собственноручно изготовил сотню зеркал, построил уникальный для того времени рефлектор с диаметром главного зеркала 122 сантиметра, открыл планету Уран. Однако главным направлением его исследований была звёздная астрономия, основоположником которой он по праву считается. Величайшей заслугой Гершеля является составление (вместе с сестрой Каролиной) каталога свыше 2500 туманностей. Успешно продолжил дело отца сын Уильяма — Джон Гершель[173], который в 1864 году опубликовал Общий каталог туманностей (General catalogue of nebulae), содержащий уже 5079 объектов, из которых 449 были открыты Гершелями.

В 1888 году Джон Дрейер[174] дополнил каталог новыми туманностями и опубликовал значительно более обширный список 7840 туманных объектов, названный им Новым общим каталогом туманностей и скоплений звёзд (New general catalogue, NGC). В 1894 и 1908 годах Дрейер издал дополнения к своему каталогу, так называемые Индекс-каталоги (Index catalogue, IC), насчитывающие 15 тысяч туманных объектов. Однако и природа объектов, имеющих спиральную или эллиптическую форму, долгое время оставалась неясной. Не было ясно — это галактические или внегалактические объекты. Почти в это же время были открыты переменные пульсирующие звёзды, яркость которых регулярно менялась с определённой амплитудой. Они были названы цефеидами по названию звезды  Цефея. Класс этих пульсирующих звёзд, цефеид, обладает важным свойством: чем больше период пульсации звезды, тем больше её светимость. Астроном из Гарварда мисс Генриетта Ливитт[175], изучая переменные звёзды в Малом Магеллановом облаке (1912), обнаружила более тридцати цефеид и открыла их вышеотмеченное свойство. Чёткая зависимость периода пульсации цефеид от светимости позволила с высокой точностью определить расстояние до них по периоду пульсаций. Таким образом, если цефеида наблюдалась в какой-либо галактике или звёздном скоплении, то, измерив период её пульсации, можно определить её абсолютную звёздную величину и, следовательно, расстояние до неё.

Этим методом можно определить расстояния примерно до 3 мегапарсек. Такое ограничение обусловлено сравнительно небольшой яркостью цефеид (до абсолютной звёздной величины М порядка 6). И так как большинство галактик находятся значительно дальше, то для определения расстояния до них использовались данные о более ярких астрономических объектах, как, например, ярчайшие звёзды с абсолютной звёздной величиной М порядка -8, звёздные ассоциации — с М около -12, сверхассоциации — с М порядка -14 и т. д. Так было до тех пор, пока не был открыт закон Хаббла.

Выдающаяся роль в открытии и исследовании Метагалактики принадлежит замечательному американскому астроному Эдвину Хабблу, доказавшему в конце 1920-х годов расширение Метагалактики и установившему закон пропорциональности красного смещения спектральных линий расстоянию до далёких галактик, навсегда связанный с его именем (закон Хаббла).

Одной из первых задач, вставших перед Хабблом, когда он начал систематическое изучение галактик, была задача их классификации. Хаббл избрал самый простой метод классификации по внешнему виду, которым пользуются и до сих пор. Он предложил разбить все галактики на три основных вида:

1) эллиптические, обозначаемые `E;

2) спиральные, обозначаемые S;

3) неправильные (иррегулярные), обозначаемые I или I_rr.

Следует заметить, что хаббловская классификация не претендует на охват характера происхождения галактик и их эволюции.

Эллиптические галактики имеют вид гладких эллипсов или кругов с постепенным уменьшением яркости от центра к периферии. Внешне никакого дополнительного рисунка у них нет. Но если постараться получить «недодержанные» снимки эллиптических галактик, то обнаружится интересная внутренняя структура галактики. В особенности интересна морфология у М87: виден отчётливый ультрафиолетовый выброс (джет) из ядра этой гигантской галактики.

С этого и началась новая эпоха в астрономии. В десятки тысяч раз увеличился радиус исследуемого человеком мира, а объём исследуемого мира возрос, следовательно, в тысячи миллиардов раз. История науки показывает, что расширение области исследования никогда не ограничивается простым количественным увеличением материала исследования, оно приводит к открытию новых качеств, новых неизвестных до сих пор объектов. Конечно, решающим шагом в исследовании галактик явилось появление крупных инструментов — телескопов и сверхчувствительных приёмников излучения в широком диапазоне электромагнитных длин волн.